Photochemisch erzeugtes SO2 in der Atmosphäre von WASP

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May 25, 2023

Naturband 617, Seiten

Nature Band 617, Seiten 483–487 (2023)Diesen Artikel zitieren

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Die Photochemie ist ein grundlegender Prozess der Planetenatmosphären, der die Zusammensetzung und Stabilität der Atmosphäre reguliert1. Bisher wurden jedoch keine eindeutigen photochemischen Produkte in der Atmosphäre von Exoplaneten nachgewiesen. Jüngste Beobachtungen des JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program2,3 ergaben ein spektrales Absorptionsmerkmal bei 4,05 μm, das von Schwefeldioxid (SO2) in der Atmosphäre von WASP-39b herrührt. WASP-39b ist ein Gasriesen-Exoplanet mit 1,27 Jupiterradien und Saturnmasse (0,28 MJ), der einen sonnenähnlichen Stern mit einer Gleichgewichtstemperatur von etwa 1.100 K umkreist (Lit. 4). Der plausibelste Weg, SO2 in einer solchen Atmosphäre zu erzeugen, sind photochemische Prozesse5,6. Hier zeigen wir, dass die durch eine Reihe photochemischer Modelle berechnete SO2-Verteilung das 4,05-μm-Spektralmerkmal, das durch JWST-Transmissionsbeobachtungen7 mit NIRSpec PRISM (2,7σ)8 und G395H (4,5σ)9 identifiziert wurde, zuverlässig erklärt. SO2 entsteht durch sukzessive Oxidation von Schwefelradikalen, die bei der Zerstörung von Schwefelwasserstoff (H2S) freigesetzt werden. Die Empfindlichkeit des SO2-Merkmals gegenüber der Anreicherung der Atmosphäre durch schwere Elemente (Metallizität) legt nahe, dass es als Indikator für atmosphärische Eigenschaften verwendet werden kann, wobei WASP-39b eine abgeleitete Metallizität von etwa dem 10-fachen des Sonnenwerts aufweist. Wir weisen außerdem darauf hin, dass SO2 auch beobachtbare Merkmale bei ultravioletten und thermischen Infrarotwellenlängen aufweist, die aus den bestehenden Beobachtungen nicht verfügbar sind.

JWST beobachtete WASP-39b im Rahmen seines Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program (ERS-Programm 1366) mit dem Ziel, seine atmosphärische Zusammensetzung zu erklären2,3. Daten aus den NIRSpec PRISM- und G395H-Instrumentenmodi zeigten ein deutliches Absorptionsmerkmal zwischen 4,0 μm und 4,2 μm mit einem Spitzenwert bei etwa 4,05 μm, das atmosphärische Strahlungs-Konvektiv-Thermochemische-Gleichgewichtsmodelle mit den typischerweise für Gas angenommenen Metallizitäts- und C/O-Werten nicht erklären konnten Riesenplaneten (1–100× Solar bzw. 0,3–0,98,9). Nach Ausschluss von Instrumentensystematik und Sternvariabilität hat eine gründliche Suche nach Gasen gezeigt, dass SO2 ein vielversprechender Kandidat mit der besten Absorptionsfunktion ist (siehe Methoden), obwohl bei der Analyse Ad-hoc-Spektren mit injiziertem SO2 verwendet wurden.

Schwefel hat einige chemische Ähnlichkeiten mit Sauerstoff, bildet jedoch in einzigartiger Weise verschiedene Verbindungen mit einem breiten Spektrum an Oxidationsstufen (–2 bis +6 (Lit. 10)). Obwohl SO2 allgegenwärtig ausgegast wird und mit Vulkanismus auf terrestrischen Welten in Verbindung gebracht wird (zum Beispiel auf der Erde, der Venus und Jupiters Satellit Io), ist die Quelle von SO2 auf Gasriesen grundlegend anders. Im thermochemischen Gleichgewicht liegt Schwefel hauptsächlich in reduzierter Form vor, sodass H2S das primäre Schwefelreservoir in einem von Wasserstoff/Helium dominierten Gasriesen ist11,12,13,14. Bei der Temperatur von WASP-39b beträgt das Gleichgewichtsmischungsverhältnis von SO2 im beobachtbaren Teil der Atmosphäre weniger als etwa 10−12 für 10-fache solare Metallizität und weniger als etwa 10−9 für sogar 100-fache solare Metallizität (siehe Erweiterte Daten). Abb. 1). Diese Gleichgewichtshäufigkeit von SO2 ist mehrere Größenordnungen kleiner als die Werte, die zur Erzeugung des von JWST beobachteten Spektralmerkmals erforderlich sind (Volumenmischungsverhältnisse (VMRs) von 10−6–10−5)8,9. Im Gegensatz dazu kann SO2 unter ultravioletter (UV) Bestrahlung als photochemisches Produkt aus H2S oxidiert werden. H- und OH-Radikale, die durch Photolyseprozesse erzeugt werden, sind der Schlüssel zur Freisetzung von SH-Radikalen und atomarem S aus H2S und deren anschließender Oxidation zu SO und SO2. Obwohl frühere photochemische Modellierungsstudien gezeigt haben, dass auf diese Weise in wasserstoffreichen Exoplanetenatmosphären erhebliche Mengen SO2 erzeugt werden können5,6,13,15,16, blieb das Ausmaß, in dem ein solches Modell die aktuellen WASP-39b-Beobachtungen reproduzieren könnte, ungeprüft.

Wir haben mehrere unabhängige, wolkenfreie 1D-photochemische Modellberechnungen von WASP-39b unter Verwendung der Codes ARGO, ATMO, KINETICS und VULCAN durchgeführt (Details zum Modell finden Sie unter Methoden). Alle Modelle umfassten kinetische chemische Netzwerke für Schwefel und wurden mit denselben vertikalen Temperatur-Druck-Profilen der Morgen- und Abendterminatoren durchgeführt, die aus einer 3D-WASP-39b-Atmosphärensimulation mit dem allgemeinen Zirkulationsmodell (GCM) Exo-FMS17 übernommen wurden (siehe Erweiterte Daten Abb . 2). Die nominalen Modelle gingen von einer Metallizität von 10× solar (Lit. 18) mit einem solaren C/O-Verhältnis von 0,55 aus, während wir die Empfindlichkeit gegenüber atmosphärischen Eigenschaften untersuchten.

Die Spitzenmischungsverhältnisse der wichtigsten Schwefelspezies, die von den verschiedenen photochemischen Modellen erzeugt werden, stimmen weitgehend bis auf eine Größenordnung überein, wie in Abb. 1 dargestellt. Die Profile der SO2-Mischungsverhältnisse variieren stark mit der Höhe und haben einen starken Spitzenwert von 0,01 –1 mbar mit einem Wert von 10–100 ppm. SO2 (zusammen mit CO2) ist am kühleren Morgenterminator bevorzugt, wo H2S weniger stabil gegenüber der Reaktion mit atomarem H in der Tiefe ist (mit einem SO2-Häufigkeitspeak von 50–90 ppm am Morgenterminator und 15–30 ppm am Abend). Terminator). Obwohl die maximale SO2-Häufigkeit aus den photochemischen Modellen größer ist als die Schätzung aus der Anpassung an die PRISM- und G395H-Daten, die vertikal konstante Mischungsverhältnisse von etwa 1–10 ppm bzw. etwa 2,5–4,6 ppm annahmen, sind die spaltenintegrierten Zahlendichten über 10 mbar sind sehr konsistent (siehe Methoden). Unsere Modelle deuten darauf hin, dass S, S2 und SO, die Vorläufer von SO2 sind, auch in der oberen Atmosphäre oberhalb des Druckniveaus, bei dem H2S zerstört wird, große Mengen erreichen. Dennoch ist nicht zu erwarten, dass sie beobachtbare spektrale Merkmale im PRISM/G395H-Wellenlängenbereich aufweisen.

a,b, Die farblich schattierten Bereiche zeigen die Spanne (umschlossen durch die Maximal- und Minimalwerte) der VMRs von CO2 (blau), SO2 (rosa mit schwarzen Rändern) und anderen wichtigen Schwefelspezies (H2S, orange; S, gelb; S2, grau; SO, hellblau), berechnet durch ein Ensemble photochemischer Modelle (ARGO, ATMO, KINETICS und VULCAN) für die Morgenterminatoren (a) und Abendterminatoren (b). Die VMRs im thermochemischen Gleichgewicht sind durch die gestrichelten Linien dargestellt, wobei SO2 aufgrund seiner sehr geringen Häufigkeit im thermochemischen Gleichgewicht nicht im Bereich der x-Achse liegt. Der Bereichsbalken rechts stellt die Hauptdruckbereiche der Atmosphäre dar, die mit der JWST NIRSpec-Spektroskopie untersucht wurden. Die Photochemie erzeugt SO2 und andere Schwefelspezies oberhalb des 1-mbar-Werts mit einer Häufigkeit, die mehrere Größenordnungen größer ist als die durch das thermochemische Gleichgewicht vorhergesagte.

Die wichtigen Wege der Schwefelkinetik in der Atmosphäre von WASP-39b aus unseren Modellen sind in Abb. 2 zusammengefasst. Die photochemischen Produktionswege von SO2 aus H2S rund um den SO2-Peak sind wie folgt:

Die Wasserphotolyse in Gleichung (1) ist eine wichtige Quelle für atomaren H, der den Weg initiiert. Der letzte Schritt der Oxidation von SO zu SO2 ist im Allgemeinen der geschwindigkeitsbestimmende Schritt. Die Oxidation von SO und die Photolyse von SO2 sind die Hauptquellen und -senken von SO2, die zu einer höhenabhängigen Verteilung führen, die bei etwa 0,1 mbar ihren Höhepunkt erreicht (siehe erweiterte Daten, Abb. 4). Bei hohen Drücken und weniger verfügbarem OH werden Reaktionen, an denen S2 beteiligt ist, bei der Oxidation von S wichtig (siehe Methoden). Das Wachstum elementarer Schwefelallotrope über S2 hinaus stoppt effektiv bei Temperaturen über etwa 750 K (Lit. 5,6).

H2S, das stabile schwefelhaltige Molekül im thermochemischen Gleichgewicht in einer H2-Atmosphäre, reagiert leicht mit atomarem H unter Bildung von SH-Radikalen und anschließend atomarem S im photochemischen Bereich (über etwa 0,1 mbar). Durch die Reaktion von S mit photochemisch erzeugtem OH entsteht dann SO, das weiter zu SO2 oxidiert wird. Die dicken Pfeile kennzeichnen effiziente Reaktionen und M bezeichnet einen beliebigen dritten Körper. Ineffiziente Reaktionen und inaktive Pfade im Temperaturregime von WASP-39b sind ausgegraut. Die cyanfarbenen Pfeile markieren den Hauptpfad von H2S zu SO2, wohingegen die orangefarbenen Pfeile die Pfade markieren, die bei höheren Drücken wichtig sind. Schwefelspezies sind durch die Oxidationsstufen von S farblich gekennzeichnet. Rechtecke weisen auf stabile Moleküle hin, während Ovale auf freie Radikale hinweisen.

Abbildung 3 zeigt die morgens/abends gemittelten Transmissionsspektren, die sich aus den verschiedenen photochemischen Modellen ergeben. Alle Modelle sind in der Lage, die Stärke und Form des 4,05-μm-SO2-Merkmals zu reproduzieren, das in den NIRSpec PRISM- und G395H-Modi zu sehen ist. Die Streuung in den Modellspektren entspricht den Unsicherheiten der Daten und wird auf die Streuung in der vertikalen VMR-Struktur von SO2 und CO2 zurückgeführt, die von jedem Modell erzeugt wird (Abb. 1). In Abb. 3 sind auch die vorhergesagten Spektren im MIRI-LRS-Wellenlängenbereich (5–12 μm) dargestellt, die markante SO2-Merkmale bei etwa 7,5 μm und 8,8 μm sowie eine durch CO2 bedingte Aufwärtsneigung von 12 μm nach unten aufweisen. Darüber hinaus sagen unsere Modelle ein starkes UV-Transmissionssignal (0,2–0,38 μm) aus dem Vorhandensein von S-Spezies voraus: H2S, S2, SO2 und SH erzeugen einen scharfen Opazitätsgradienten unterhalb von 0,38 μm (Extended Data Abb. 7), bei dem die Es werden UV-Querschnitte bei Raumtemperatur verwendet, mit Ausnahme derjenigen bei 800 K für SH. Die Diskrepanz zwischen den Modellen und früheren HST STIS- und VLT/FORS2-Beobachtungen19 (siehe Abb. 3) innerhalb von 0,38–0,5 μm könnte möglicherweise auf erhöhte UV-Trübungen bei hohen Temperaturen und/oder Aerosolpartikel zurückzuführen sein. Eine weitere Charakterisierung der Spektralmerkmale der Schwefelspezies im UV ist mit der geplanten HST/UVIS-Beobachtung (Programm 17162, Hauptforscher: Z. Rustamkulov und D. Sing) vielversprechend.

Wir zeigen die Transmissionsspektren, gemittelt über die Morgen- und Abendterminatoren, die aus Ergebnissen des 1D-photochemischen Modells generiert wurden. a, Vergleich mit der NIRSpec PRISM FIREFly-Reduktion8. b, Vergleich mit der gewichteten mittleren Reduktion von NIRSpec G395H9. c, Vergleich mit den aktuellen optischen Wellenlängendaten von HST und VLT/FORS219,37. Die Modelle zeigen ausgeprägte Merkmale bei UV-Wellenlängen aufgrund von Schwefelspezies im Vergleich zum Modell ohne S-haltige Spezies (gestrichelte blaue Linie). d, Vorhergesagte Spektren über den MIRI LRS-Wellenlängenbereich, wobei SO2 aus dem VULCAN-Ausgang entfernt wurde, grau dargestellt, um seinen Beitrag anzuzeigen. Alle Spektraldaten zeigen 1σ-Fehlerbalken und die über alle Reduktionen gemittelten (ungewichteten) Standardabweichungen werden für die NIRSpec G395H-Daten angezeigt.

SO2 wurde kürzlich als vielversprechender Indikator für Metallizität in der Atmosphäre riesiger Exoplaneten vorgeschlagen16. Um dies zu testen und Trends in den atmosphärischen Eigenschaften aufzuzeigen, haben wir mit VULCAN eine Sensitivitätsanalyse zur Metallizität sowie zur Temperatur und vertikalen Mischung durchgeführt (siehe Methoden für Einzelheiten und weitere Tests zu C/O und stellarem UV-Fluss). Abbildung 4a fasst diese Ergebnisse für SO2 zusammen mit H2O und CO2 zusammen, die häufiger als Proxys für die atmosphärische Metallizität verwendet werden13,20,21,22. Insgesamt ist die durchschnittliche SO2-Häufigkeit im Druckbereich, die für eine solche Beobachtung relevant ist, nicht stark empfindlich gegenüber der Temperatur oder der vertikalen Vermischung, sobald SO2 beobachtbare ppm-Werte erreicht hat, und ist leicht empfindlich gegenüber C/O (siehe Erweiterte Daten, Abb. 5). Im Gegensatz dazu zeigt SO2 im Vergleich zu H2O und CO2 entweder eine ähnliche oder eine stärkere Abhängigkeit von der Metallizität. Diese Empfindlichkeit gegenüber Metallizität kann aus der Nettoreaktion (Gleichung (1)) verstanden werden, bei der ein Molekül H2S und zwei Moleküle H2O benötigt werden, um ein SO2 herzustellen. Obwohl SO2 weiter zu SO3 oxidiert werden kann, was zusätzlichen Sauerstoff erfordert, wird SO3 in einer H2-dominierten Atmosphäre selten in einem beobachtbaren Ausmaß produziert. Daher kann SO2 ein idealer Indikator für die Anreicherung schwerer Elemente auf Riesenplaneten sein, mit gegebenen Einschränkungen hinsichtlich der Temperatur und des stellaren Fernultraviolettflusses (FUV). Die Anwendbarkeit von SO2 als Tracer der Metallizität wird weiter in Abb. 4b gezeigt, in der der Anstieg der SO2-Merkmalsamplitude zwischen dem 5-fachen und 20-fachen solaren Metallizität viel größer ist als der von CO2 und H2O. Daher können Retrieval-Analysen zur Bewertung der atmosphärischen Metallizität warmer Riesen-Exoplaneten erheblich von CO2- und SO2-Messungen profitieren.

a, Der gemittelte VMR von H2O, CO2 und SO2 in der Atmosphäre zwischen 10 und 0,01 mbar, untersucht durch Transmissionsspektroskopie als Funktion der atmosphärischen Metallizität. Das nominale Modell ist durch durchgezogene Linien dargestellt, während der Wirbeldiffusionskoeffizient (Kzz), skaliert mit 0,1 und 10, durch gestrichelte bzw. strichpunktierte Linien dargestellt ist. Die Modelle, bei denen die gesamte Temperatur um 50 K erhöht und verringert wurde, werden durch die nach oben bzw. nach unten gerichteten Dreiecke angezeigt, die jeweils durch gestrichelte Linien verbunden sind. b, Die morgendlichen und abendlichen Terminator-gemittelten theoretischen Transmissionsspektren mit unterschiedlichen Metallizitäten (relativ zum Sonnenwert) im Vergleich zur NIRSpec-Beobachtung. Die Fehlerbalken zeigen 1σ-Standardabweichungen.

Unsere Ergebnisse zeigen, wie wichtig es ist, die Photochemie – und insbesondere die Schwefelchemie – in warmen Exoplanetenatmosphären bei der Interpretation von Atmosphärenbeobachtungen von Exoplaneten zu berücksichtigen. Die Photochemie von Exoplaneten wurde seit der Entdeckung einer Atmosphäre auf einem vorbeiziehenden Exoplaneten mithilfe numerischer Modelle untersucht23,24, gefolgt von einer Reihe verschiedener Folgestudien, die das Zusammenspiel von Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Wasserstoff und Schwefel erklären (siehe z. B. Lit. 25 für eine Rezension). Es wurde außerdem darauf hingewiesen, dass Schwefel andere Nichtschwefelspezies wie atomares H, CH4 und NH3 beeinflussen kann (Ref. 6,15; siehe auch Extended Data Abb. 6). Temperaturtrends bei der photochemischen Produktion von Schwefelspezies (Extended Data Abb. 10) in Exoplanetenatmosphären sind möglicherweise mit Merkmalen im UV- und Infrarotbereich beobachtbar (Abb. 3 und Extended Data Abb. 7). Bei höheren Temperaturen als denen von WASP-39b können SH und SO relativ häufiger vorkommen als SO2 (Ref. 6,13,15). Die Beobachtung dieser Zusammensetzungsschwankungen mit der Temperatur in H2-dominierten Atmosphären, moduliert durch die atmosphärische Metallizität, könnte unser Verständnis von chemischen Hochtemperaturnetzwerken und atmosphärischen Eigenschaften erheblich verbessern. Der Beobachtungsaufwand sollte auch durch eine genauere Bestimmung der wichtigsten Geschwindigkeitskonstanten chemischer Reaktionen und UV-Wirkungsquerschnitte bei den relevanten Temperaturen (z. B. Lit. 26,27) sowie die Entwicklung photochemischer Modelle über 1D hinaus, die den horizontalen Transport einschließen, ergänzt werden (zum Beispiel Ref. 28,29,30).

Die Zugänglichkeit von Schwefelspezies in Exoplanetenatmosphären mithilfe der Photochemie ermöglicht ein neues Fenster in Prozesse der Planetenbildung, während in den Gasriesen des Sonnensystems die Temperatur so niedrig ist, dass Schwefel entweder als H2S-Wolken oder zusammen mit NH3 auskondensiert als Ammoniumhydrogensulfid (NH4SH)-Wolken31, was die Beobachtung erschwert. Schwefel wurde in protoplanetaren Scheiben32 nachgewiesen, in denen er möglicherweise hauptsächlich in feuerfester Form vorliegt33, was ihn zu einem Referenzelement macht, das die Metallizitätsbeiträge von akkretierten Feststoffen und Gasen zeigt34,35,36. Dank der Beobachtbarkeit von photochemisch erzeugtem SO2 sind solche Bemühungen für warme Riesen-Exoplaneten nun möglich. Somit bietet der Nachweis von SO2 wertvolle Einblicke in die weitere Charakterisierung der Atmosphäre und der Planetenentstehung.

Eine Liste der Gasarten, die bei der Transitbeobachtung von WASP-39b mit der Absorptionsfunktion von 4,05 μm verglichen wurden, finden Sie in Lit. 8. Zu den Spezies mit Absorptionseigenschaften bei ähnlichen Wellenlängen, die jedoch ausgeschlossen sind, gehören insbesondere H2S, HCN, HBr, PH3, SiO und SiO2. H2S und HCN absorbieren kurz vor dem Merkmal bei 4,05 μm, wohingegen SiO2 weiter davon absorbiert und HBr, SiO und PH3 breitere Absorptionsbanden als das beobachtete Merkmal aufweisen. Aus chemischer Sicht wird auch erwartet, dass SiO und SiO2 bei der Temperatur von WASP-39b ausregnen und die solaren Elementhäufigkeiten wenig Brom enthalten (Br/H ≈ 4 × 10−10). Letztendlich liefern die Injektionstests von SO2 eine Erkennung von 2,7σ mit NIRSpec PRISM (Ref. 8) und 4,8σ mit G395H (Ref. 9).

Um Eingaben für die 1D-photochemischen Modelle bereitzustellen, wurde ein wolkenfreies WASP-39b-GCM mit dem Exo-FMS GCM17 ausgeführt. Wir haben die aus den Ergebnissen unseres photochemischen Modells abgeleiteten Transmissionsspektren mit gCMCRT (Lit. 40) und der ExoAmes-Hochtemperatur-SO2-Linienliste41 berechnet. Die Systemparameter wurden der Referenz entnommen. 7. Wir gehen von einer 10-fachen solaren Metallizitätsatmosphäre im thermochemischen Gleichgewicht aus und verwenden einen zweiströmigen, korrelierten k-Strahlungstransfer ohne optische und UV-Wellenlängenabsorber wie TiO, VO und Fe, von denen angenommen wird, dass sie aus der Atmosphäre ausgeregnet sind atmosphärische Temperaturen von WASP-39b. Die Annahme des thermochemischen Gleichgewichts bei Strahlungstransferberechnungen wird im nächsten Abschnitt diskutiert.

Obwohl die Temperaturen von WASP-39b mehrere Kondensationskurven von Sulfidwolken wie Na2S und ZnS kreuzen, ist nicht zu erwarten, dass die Gaszusammensetzung merklich beeinflusst wird. Die Elementarhäufigkeiten von Na und Zn sind geringer als die von S (Na/S ≈ 0,13, Zn/S ≈ 0,0029), was höchstens etwa 20 % des gesamten Schwefels reduzieren würde, ähnlich wie Sauerstoff in Silikaten und Metallen gebunden wird42 . Darüber hinaus ist diese vollständige Kondensation unwahrscheinlich, da Sulfidkondensate im Allgemeinen hohe Oberflächenenergien aufweisen43,44, die eine effiziente Keimbildung verhindern, was mit dem Nachweis von gasförmigem Natrium auf WASP-39b übereinstimmt (Lit. 8).

Der Radius von WASP-39b ist deutlich vergrößert und wir gehen von einer Innentemperatur von 358 K aus, die sich aus der Beziehung zwischen eingestrahltem Fluss und Innentemperatur in Lit. ergibt. 45. Erweiterte Daten Abb. 2a zeigt die Breiten-Längen-Karte der Temperatur bei einem Druckniveau von 10 mbar. Die Eingabe für die photochemischen Modelle sind die Temperatur-Druck-Profile an den Morgen- und Abendgrenzen (Extended Data Abb. 2), die wir berechnen, indem wir den Durchschnitt der Profile über alle Breitengrade und ±10° (wie aus der Eröffnungs- Winkelberechnungen aus Lit. 46) der Morgenterminatoren (westlich) und Abendterminatoren (östlich) (d. h. der Bereich zwischen den grauen Kurven in Abb. 2a der erweiterten Daten). Der kühlere Morgenterminator als Ergebnis des horizontalen Wärmetransports, der durch erleichtert wird Die globale Zirkulation ist in der Abbildung zu sehen.

Vertikales Mischen in chemischen 1D-Modellen wird üblicherweise durch Wirbeldiffusion parametrisiert. Für Exoplaneten ist der Wirbeldiffusionskoeffizient (Kzz) im Allgemeinen ein nützlicher, aber nur wenig eingeschränkter Parameter. Für die in dieser Arbeit verwendeten 1D-photochemischen Modelle gehen wir davon aus, dass Kzz einer umgekehrten Quadratwurzelabhängigkeit mit dem Druck in der Stratosphäre folgt (z. B. Lit. 29).

und in der Konvektionszone unterhalb des 5-Bar-Niveaus konstant gehalten. Das Wirbeldiffusionsprofil passt im Allgemeinen zum quadratischen Mittelwert des Vertikalwinds multipliziert mit 0,1 Skalenhöhe als charakteristische Längenskala aus dem GCM. Das resultierende Kzz-Profil ist in Extended Data Abb. 2 dargestellt.

Die aus dem GCM übernommenen Temperaturprofile gehen von chemischen Gleichgewichtshäufigkeiten aus. Um die Strahlungsrückkopplung aus chemischen Ungleichgewichtshäufigkeiten zu bewerten, führten wir zunächst selbstkonsistente 1D-Berechnungen durch und koppelten die Strahlungsübertragungs- und photochemischen Kinetikmodelle unter Verwendung von HELIOS (Ref. 47) und VULCAN (Ref. 6), für die die Opazitätsquellen in HELIOS umfassen H2O, CH4, CO, CO2, NH3, HCN, C2H2, SH, H2S, SO2, Na, K, H−, CIA H2–H2 und H2–He (siehe Referenzen in Lit. 47). Dennoch fanden wir vernachlässigbare Unterschiede zwischen dem Temperaturprofil, das aus Gleichgewichtshäufigkeiten berechnet wurde, und dem Temperaturprofil, das aus Ungleichgewichtshäufigkeiten berechnet wurde. Dies liegt wahrscheinlich daran, dass Wasser als vorherrschende Infrarot-Opazitätsquelle von Ungleichgewichtsprozessen unberührt bleibt. Mittlerweile fehlen in unserer Strahlungsübertragungsberechnung einige Trübungen. Insbesondere reicht die Opazität von SO2 (Ref. 48) nicht bis in den sichtbaren und UV-Wellenlängenbereich. Frühere Arbeiten13,49 deuteten darauf hin, dass SH und S2 eine starke Absorption im UV-sichtbaren Bereich aufweisen und möglicherweise die thermische Struktur beeinflussen können. Um die Strahlungswirkung dieser Schwefelspezies zu quantifizieren, haben wir die Kurzwellenerwärmungsrate mit berechnet

Dabei ist cP die spezifische Wärmekapazität der Luft, F der mit dem direkten Strahl verbundene Sternfluss und Δmi und Δmair die Säulenmasse der Spezies i bzw. der Luft einer atmosphärischen Schicht. Erweiterte Daten Abb. 3 veranschaulicht die Kurzwellenerwärmung aufgrund von SH, S2 und SO2. Unsere Schätzung zeigt, dass SO2 in unserem WASP-39b-Modell den größten Beitrag leistete und dass SH und S2 die wichtigsten Kurzwellenabsorber für Atmosphären mit sonnenähnlicher Metallizität sind13,49. Der durch SO2 verursachte Erwärmungspeak ist vergleichbar mit einer grauen Opazität von 0,05 cm2 g−1 über 220–800 nm und könnte möglicherweise die Temperaturen um etwa 0,1 mbar erhöhen (die sichtbare graue Opazität für die Bestrahlung mit WASP-39b beträgt etwa 0,005 cm2). g−1 (Lit. 50)). Dennoch ändert dieser Erwärmungseffekt nichts an unseren wichtigsten Schlussfolgerungen zur photochemischen Bildung von SO2 auf WASP-39b. Solange die Temperaturen nicht unter etwa 750 K fallen, bei denen die Bildung von Schwefelallotropen die Oberhand zu gewinnen beginnt, reagiert SO2 nicht allzu empfindlich auf Temperaturerhöhungen bis zu 100 K.

Wir benötigen die hochenergetische spektrale Energieverteilung (SED) des WASP-39-Wirtssterns als Eingabe, um unsere photochemischen Modelle anzutreiben. Als inaktiver Stern vom mittleren G-Typ (Teff = 5.485 ± 50 K; Ref. 51) in einer Entfernung von 215 pc (Gaia DR3) ist WASP-39 jedoch zu schwach für UV-Spektroskopie mit hohem S/N mit HST. Um die auf WASP-39b einfallende Sternstrahlung zu approximieren, haben wir ein maßgeschneidertes Stern-SED erstellt, das direkte Spektroskopie von WASP-39 im optischen (mit HST/STIS G430L- und G750L-Modi; GO 12473, Hauptforscher: D. Sing) mit repräsentativer Spektroskopie kombiniert Spektren von analogen Sternen bei kürzeren Wellenlängen.

Unser Ansatz zur Schätzung der UV-Stern-SED basierte auf zwei Faktoren: (1) Im nahen Ultraviolett (NUV; 2.300–2.950 Å), in dem der Fluss von der Photosphäre dominiert wird, wählten wir einen Proxy mit einem ähnlichen Spektraltyp Nach WASP-39 und (2) im extremen Ultraviolett (XUV) und FUV (1–2.300 Å), in dem der Sternfluss von chromosphärischen, Übergangsbereichs- und koronalen Emissionslinien dominiert wird, haben wir einen Stellvertreterstern mit ähnlicher chromosphärischer Aktivität ausgewählt Indikatoren und verwendete den Spektraltyp als sekundäre Überlegung. Im NUV verwendeten wir HST/STIS E230M-Spektren von HD 203244, einem relativ aktiven (Ca II log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{K}}}^{{\prime } }\)) = −4,4 (Ref. 52)), in der Nähe (d. h. ungerötet, d = 20,8 pc; Gaia DR2), G5 V-Stern (Teff = 5.480 K (Ref. 53)) aus dem STARCat-Archiv54. Obwohl HD 203244 ein geeigneter Ersatz für photosphärische Wellenlängen ist, ist WASP-39 ein relativ alter (ungefähr 7 Gyr) Stern mit geringer chromosphärischer Aktivität (log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{K). }}}^{{\prime} }\)) = −4,97 ± 0,06) und eine lange Rotationsperiode (Prot = 42,1 ± 2,6 Tage; Lit. 51), was auf einen wesentlich geringeren Hochenergiefluss als HD 203244 hindeutet. Wir haben uns für die Verwendung eines G-Typ-Sterns mit geringerer Aktivität, der Sonne, bei Wellenlängen von weniger als 2.300 Å entschieden. Die Sonne verfügt über qualitativ hochwertige Archivdaten im gesamten UV- und Röntgenbereich und verfügt über eine ähnliche chromosphärische Aktivität wie WASP-39 (der durchschnittliche solare Ca II log(\({R}_{{\rm{H}}{\rm{ Der K}}}^{{\prime} }\))-Wert beträgt −4,902 ± 0,063 und reicht von ungefähr −4,8 bis −5,0 vom Sonnenmaximum bis zum Sonnenminimum55,56). Mit den vorliegenden Komponenten korrigierten wir zunächst die beobachteten STIS-Spektren von WASP-39 für die interstellare Staubauslöschung von E(B − V) = 0,079 (Lit. 57) unter Verwendung einer standardmäßigen interstellaren Rötungskurve von RV = 3,158 und interpolierten dann alle Spektren auf ein 0,5-Å-Pixel-1-Raster. Das NUV-Spektrum von HD 203244 wurde auf die umrötungskorrigierten WASP-39-Beobachtungen im Überlappungsbereich zwischen 2.900 und 3.000 Å skaliert und das XUV + FUV-Spektrum der ruhigen Sonne59 wurde auf das blaue Ende des kombinierten SED skaliert. Die Flussskalierung zwischen zwei Spektralkomponenten ist definiert als ((Fref − α × Fproxy)/σref)2 im Überlappungsbereich, wobei „proxy“ das skalierte Spektrum und „ref“ das Spektrum ist, auf das wir skalieren α ist der auf das Proxy-Spektrum angewendete Skalierungsfaktor. α wird variiert, bis die obige Menge minimiert ist (α = 2,04 × 10−16 und 7,58 × 10−3 für die FUV- bzw. NUV-Komponenten). Das endgültige kombinierte Spektrum wurde mit einer Halbwertsbreite von 2 Å im Gaußschen Kern gefaltet und Wellenlängen über 7.000 Å wurden entfernt, um Nahinfrarotsäume im STIS G750L-Modus zu vermeiden. Wir zeigen das Sternspektrum an der Oberfläche des Sterns, das für unsere photochemischen Modelle verwendet wird, in Extended Data Abb. 2.

Wir verglichen unsere geschätzte SED für WASP-39 mit archivierten GALEX-Beobachtungen von Shkolnik60, der die NUV-Flussdichte (1.771–2.831 Å) mit 168,89 μJy oder einen durchschnittlichen NUV-Spektralfluss von Fλ = 9,8 × 10−16 erg cm− feststellte 2 s−1 Å−1 bei 2.271 Å. Korrigieren Sie diesen Wert durch die durchschnittliche Extinktionskorrektur im GALEX NUV-Bandpass, einen Faktor von 1,79, und vergleichen Sie ihn mit dem durchschnittlichen Fluss unseres geschätzten SED über denselben Spektralbereich (1,66 × 10−15 erg cm−2 s−1 Å− 1) finden wir, dass die Übereinstimmung zwischen der GALEX-Messung von WASP-39 und unserem Stern-Proxy besser als 6 % ist.

Um die Ausgabe des 1D-photochemischen Modells nachzubearbeiten und Transmissionsspektren zu erstellen, verwenden wir den 3D-Monte-Carlo-Strahlungsübertragungscode gCMCRT40.

Für die Verarbeitung von 1D-Säulen verwendet gCMCRT eine 3D-Kugelgeometrie, jedoch mit einem konstanten vertikalen Profil über den gesamten Globus in Breiten- und Längengrad. Auf diese Weise können Spektren aus 1D-Ausgaben berechnet werden. Wir verarbeiten die vertikalen 1D-Chemieprofile des Morgen- und Abendterminators jedes photochemischen Modells separat und verwenden das Durchschnittsergebnis der beiden Transmissionsspektren, um die endgültigen Spektren zu erstellen, die mit den Beobachtungsdaten verglichen werden.

Im Transmissionsspektrenmodell verwenden wir Opazitäten, die aus den folgenden Linienlisten generiert werden: H2O (Ref. 61), OH (Ref. 62), CO (Ref. 63), CO2 (Ref. 64), CH4 (Ref. 65) , CH3 (Ref. 66), HCN (Ref. 67), C2H2 (Ref. 68), C2H4 (Ref. 69), C2H6 (Ref. 70), C4H2 (Ref. 70), C2 (Ref. 71), CN (Ref. 72), CH (Ref. 73), SO2 (Ref. 41), SH (Ref. 48), SO (Ref. 74), H2S (Ref. 75), NO (Ref. 76), N2O (Ref. 76), NO2 (Ref. 76), HCl (Ref. 70), Na (Ref. 77), K (Ref. 77).

Wir verwenden die folgenden thermophotochemischen 1D-Modelle, um die stationären chemischen Häufigkeitsprofile für die Terminatoren von WASP-39b zu erstellen. Alle Modelle gehen von wolkenfreien Bedingungen aus und übernehmen die gleichen Temperaturprofile, den gleichen stellaren UV-Fluss, das gleiche Wirbeldiffusionskoeffizientenprofil (erweiterte Daten, Abb. 2) und die gleichen Nullfluss-Randbedingungen (geschlossen). Für die photochemische Modellierung des Terminators wird ein Zenitwinkel von 83° angenommen (ein effektiver Zenitwinkel, der dem mittleren aktinischen Fluss der Terminatorregion für eine optische Tiefe nahe eins entspricht).

Das 1D-Kinetikmodell VULCAN behandelt thermochemische78 und photochemische6 Reaktionen. VULCAN löst die Eulerschen Kontinuitätsgleichungen, einschließlich chemischer Quellen/Senken, Diffusions- und Advektionstransport sowie Kondensation. Wir haben das CHNOS-Netzwerk (https://github.com/exoclime/VULCAN/blob/master/thermo/SNCHO_photo_network.txt) für reduzierte Atmosphären angewendet, die 89 neutrale C-Lager, H-Lager, O-Lager, N-Lager und enthalten S-tragende Spezies und insgesamt 1.028 thermochemische Reaktionen (d. h. 514 Vorwärts-Rückwärts-Paare) und 60 Photolysereaktionen. Die Schwefelallotrope werden zu einem System aus S, S2, S3, S4 und S8 vereinfacht. Die Daten zur Schwefelkinetik stammen aus den Datenbanken NIST und KIDA sowie aus in der Literatur veröffentlichten Modellierungen5,79 und Ab-initio-Berechnungen (z. B. Lit. 80). Der Einfachheit halber und einem saubereren Modellvergleich halber werden die temperaturabhängigen UV-Querschnitte6 in dieser Arbeit nicht verwendet. Der in Lit. beschriebene Pfadfindungsalgorithmus. 81 wird verwendet, um die wichtigen chemischen Pfade zu identifizieren. Wir weisen darauf hin, dass die in dieser Studie dargestellten Pfade hauptsächlich auf VULCAN-Ausgaben basieren (siehe erweiterte Datentabelle 1). Obwohl die detaillierten Reaktionen zwischen verschiedenen photochemischen Modellen unterschiedlich sein können, bleiben die Hauptpfade robust.

Das KINETICS 1D thermophotochemische Transportmodell42 nutzt das Caltech/JPL KINETICS-Modell82,83, um die gekoppelten 1D-Kontinuitätsgleichungen zu lösen, die die chemische Produktion, den Verlust und den vertikalen Transport atmosphärischer Bestandteile von WASP-39 b beschreiben. Das Modell enthält 150 neutrale C-haltige, H-haltige, O-haltige, N-haltige, S-haltige und Cl-haltige Spezies, die über insgesamt 2.350 Reaktionen (d. h. 1.175 Vorwärts-Rückwärts-Reaktionspaare) miteinander interagieren ). Diese Reaktionen wurden alle durch das thermodynamische Prinzip der mikroskopischen Reversibilität84 vollständig umgekehrt, sodass das Modell bei ausreichender Integrationszeit das thermochemische Gleichgewicht ohne Transport und externe Energiequellen reproduzieren würde. Die Liste der chemischen Reaktionen mit C-haltigen, H-haltigen, O-haltigen und N-haltigen Spezies ist direkt aus Lit. entnommen. 22. Zum ersten Mal sind hier 41 Schwefel- und Chlorspezies enthalten: S, S(1D), S2, S3, S4, S8, SH, H2S, HS2, H2S2, CS, CS2, HCS, H2CS, CH3S, CH3SH, SO, SO2, SO3, S2O, HOSO2, H2SO4 (gasförmig und kondensiert), OCS, NS, NCS, HNCS, Cl, Cl2, HCl, ClO, HOCl, ClCO, ClCO3, ClS, ClS2, Cl2S, ClSH, OSCl, ClSO2 und SO2Cl2. Die thermodynamischen Daten mehrerer chlorhaltiger und schwefelhaltiger Spezies sind in der bisherigen Literatur nicht verfügbar und wir haben für diese Spezies Ab-initio-Berechnungen durchgeführt. Wir führten zunächst elektronische Strukturberechnungen auf der CBS-QB3-Theorieebene unter Verwendung von Gaussian 09 (Lit. 85) durch, um geometrische Konformationen, Energien und Schwingungsfrequenzen der Zielmoleküle zu bestimmen. Anschließend wurden die thermodynamischen Eigenschaften dieser Moleküle von Arkane (Ref. 86) berechnet, einem Paket, das in der Open-Source-Software RMG v3.1.0 (Ref. 87,88) enthalten ist, mit Atomenergiekorrekturen, Bindungskorrekturen und Spin-Bahn Korrekturen, basierend auf dem CBS-QB3-Theorieniveau als Modellchemie. Die Reaktionsgeschwindigkeitskoeffizienten und Photolysequerschnitte für diese S- und Cl-Spezies stammen aus Venusstudien89,90,91,92,93,94, interstellaren Medienstudien95, photochemischen Io-Modellen96,97, Jupiter-Kometeneinschlagsmodellen98,99 Literatur zur Verbrennungschemie100,101,102,103, terrestrische stratosphärische Zusammenstellungen104,105 und zahlreiche einzelne Labor- oder Computerkinetikstudien (z. B. Referenzen 106,107,108,109,110).

Der 1D-Code für thermochemische und photochemische Kinetik ARGO111,112 nutzte ursprünglich das Stand2019-Netzwerk für neutrale Wasserstoff-, Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffchemie. ARGO löst die gekoppelte 1D-Kontinuitätsgleichung einschließlich thermochemisch-photochemischer Reaktionen und vertikalem Transport. Das Stand2019-Netzwerk wurde von Rimmer et al. erweitert. 113 durch Aktualisierung mehrerer Reaktionen unter Einbeziehung des in Lit. entwickelten Schwefelnetzwerks. 15 und ergänzt durch Reaktionen von Refs. 93.114, um das Stand2020-Netzwerk zu erstellen. Das Stand2020-Netzwerk umfasst 2.901 reversible Reaktionen und 537 irreversible Reaktionen, an denen 480 Spezies bestehend aus H, C, N, O, S, Cl und anderen Elementen beteiligt sind.

Das Schema der chemischen Kinetik von CHNO aus Lit. 115 wird durch Ref. implementiert. 116 im Standard-1D-Atmosphärenmodell ATMO, das den stationären Zustand des chemischen Ungleichgewichts auflöst. Zum Zeitpunkt der Erstellung dieses Artikels befindet sich das aus angewandten Verbrennungsmodellen abgeleitete Schwefelkinetikschema von ATMO noch in der Entwicklungs- und Validierungsphase. Daher führten wir für WASP-39b ATMO mit dem thermochemischen CHNOS-Netzwerk von VULCAN (Lit. 6) zusammen mit dem photochemischen Schema aus Lit. durch. 117 (eine Aktualisierung des nativen photochemischen Schemas aus Lit. 115), mit weiteren 71 Photolysereaktionen von H2S, S2, S2O, SO, SO2, CH3SH, SH, H2SO und COS.

Mit VULCAN untersuchen wir die Empfindlichkeit unserer chemischen Ergebnisse gegenüber wesentlichen atmosphärischen Eigenschaften. Für Modelle mit unterschiedlicher Metallizität und C/O-Verhältnissen untersuchen wir die Empfindlichkeit gegenüber Temperatur und vertikaler Mischung durch systematische Variation der Temperatur-Druck- und Wirbeldiffusionskoeffizientenprofile. Insbesondere wird die Temperatur in der gesamten Atmosphäre um 50 K verschoben und die Wirbeldiffusionskoeffizienten werden mit 10 multipliziert/dividiert. Diese Variationen erstrecken sich über einen Bereich, der mit den Temperaturunterschieden zwischen Strahlungstransfermodellen47 und den Unsicherheiten bei der Parametrisierung der vertikalen Mischung mit Wirbeldiffusionskoeffizienten118 vergleichbar ist. 119. Bezüglich unserer Wahl der Innenwärme haben wir weitere Tests mit unterschiedlichen Innentemperaturen durchgeführt und festgestellt, dass die Zusammensetzungen über 1 bar nicht empfindlich auf die Innentemperatur reagieren, da die Abschreckgrade der Hauptspezies angesichts des angenommenen Wirbeldiffusionskoeffizienten höher liegen. Wir haben auch bestätigt, dass die Temperatur oberhalb der oberen Grenze des GCM (ca. 5 × 10−5 bar; erweiterte Daten, Abb. 2) keinen Einfluss auf die Zusammensetzung unten hat.

Die Empfindlichkeit gegenüber C/O ist in Extended Data Abb. 5 zusammengefasst, in der das nominale Modell wie im Haupttext ein C/O-Verhältnis von 0,55 aufweist. Die gemittelte Häufigkeit von SO2 und H2O im Druckbereich, der für Beobachtungen des Transmissionsspektrums relevant ist, zeigt ähnliche Abhängigkeiten von C/O und nimmt um einige Faktoren ab, wenn das C/O von subsolar (0,25) auf supersolar (0,75) ansteigt. Werte. Die durchschnittliche SO2-Häufigkeit ist auch nicht sehr empfindlich gegenüber Temperatur und vertikaler Mischung, mit Ausnahme von C/O = 0,75, bei dem die SO2-Konzentration etwa im ppm-Bereich liegt, ähnlich wie in Abb. 4.

Schließlich führten wir Empfindlichkeitstests gegenüber UV-Strahlung durch – der ultimativen Energiequelle der Photochemie. Wir testeten zunächst die Empfindlichkeit gegenüber den angenommenen Sternspektren, indem wir dieselben Modelle mit dem Sonnenspektrum (nahe WASP-39) durchführten und fanden vernachlässigbare Unterschiede in den photochemischen Ergebnissen. Da das UV-Spektrum unterhalb von 295 nm aus stellaren Stellvertretern aufgebaut und nicht direkt gemessen wird, haben wir uns dann darauf konzentriert, den stellaren Fluss im FUV (1–230 nm) und im NUV (230–295 nm) getrennt zu variieren. Erweiterte Daten Abb. 8 zeigt, dass die resultierenden Schwefelspezieshäufigkeiten nahezu identisch sind, wenn der UV-Fluss um den Faktor 10 reduziert wird, was im Großen und Ganzen mit dem übereinstimmt, was Zahnle et al.5 vorgeschlagen haben, dass die photochemische Zerstörung von H2S nur dann photonenbegrenzt wird, wenn die Der stellare UV-Fluss wird um etwa zwei Größenordnungen reduziert (für einen direkt abgebildeten Gasriesen). Obwohl SO und SO2 andererseits nicht empfindlich auf erhöhtes NUV reagieren, werden sie bei erhöhtem FUV erheblich erschöpft. Dies liegt daran, dass die Photodissoziation von SO und SO2 hauptsächlich im FUV abläuft und das verstärkte FUV SO und SO2 zerstören kann, selbst bei der gleichen Menge an verfügbaren OH-Radikalen.

Bei kleineren Arten variiert die VMR häufig mit der Höhe im beobachtbaren Bereich der Atmosphäre, insbesondere bei solchen, die durch Photochemie erzeugt oder zerstört werden. Erweiterte Daten Abb. 9 zeigt, dass die Annahme eines vertikal konstanten VMR von SO2 dazu führen kann, dass seine Häufigkeiten um etwa eine Größenordnung unterschätzt werden. Dies wird durch den Vergleich der säulenintegrierten Zahlendichte mit dem für die Transmissionsspektroskopie relevanten Druckniveau verifiziert. Beispielsweise beträgt die terminatorgemittelte säulenintegrierte Zahlendichte von SO2 über 10 mbar nach VULCAN etwa 1,4 × 1019 Moleküle cm−2, was einem vertikal gleichmäßigen SO2 mit einer Konzentration von etwa 4 ppm entspricht. Daher sollten Modellrahmen, die eine vertikal einheitliche Zusammensetzung annehmen, mit Vorsicht behandelt werden und würden von Vergleichen mit photochemischen Modellen profitieren, insbesondere für photochemisch aktive Spezies, die große vertikale Gradienten aufweisen können.

Die in Abb. 7 der erweiterten Daten dargestellten Trübungen von Schwefelspezies werden aus UV-Querschnitten und Infrarot-Linienlisten zusammengestellt. Die UV-Querschnitte bei Raumtemperatur stammen aus der Datenbank des Leiden Observatory120 (http://home.strw.leidenuniv.nl/~ewine/photo). Die Infrarot-Trübungen umfassen SO2 (Ref. 121), H2S (Ref. 122,48), CS (Ref. 123) und eine neu berechnete Hochtemperatur-Linienliste für SO (Ref. 74). Die Opazität von OCS (Ref. 124) ist derzeit nur bis zur Raumtemperatur verfügbar, daher ist ihre Abdeckung in unserem Interessengebiet wahrscheinlich unvollständig.

Die S2-Bildung kann mit der SO2-Produktion konkurrieren, wie wir im nächsten Abschnitt im Detail untersuchen werden. Auf WASP-39b erweisen sich Reaktionen, an denen S2 beteiligt ist, als wichtig für die Oxidation von S bei hohen Drücken, bei denen weniger OH verfügbar ist. S und SH reagieren zunächst zu S2 durch SH + S → H + S2, bevor sie durch S2 + OH → SO + SH oxidiert werden. Das Schema ähnelt dem in Gleichung (1), außer dass SH und S2 die Rolle des Katalysators für die Oxidation von S zu SO spielen, während SO in diesem Regime auch selbst reagieren kann, um SO2 zu bilden (Referenzen wichtiger Reaktionen sind in den erweiterten Daten aufgeführt). Tabelle 1).

Die Temperatur von WASP-39b liegt im optimalen Bereich der SO2-Produktion (Ref. 16). Frühere photochemische Modellierungsarbeiten deuteten darauf hin, dass bei niedrigeren Temperaturen Schwefelallotrope gegenüber SO2 bevorzugt würden, während SH bei höheren Temperaturen vorherrschen kann5,6. Hier erläutern wir kurz die allgemeinen Temperaturtrends der photochemischen Schwefelprodukte.

Nachdem S aus H2S freigesetzt wurde, kann Schwefel entweder dem Oxidations- oder dem Kettenpolymerisationspfad folgen, wie in Abb. 2 dargestellt. Die Konkurrenz der beiden Pfade wird im Wesentlichen durch die Häufigkeit des oxidierenden Radikals OH im Verhältnis zum atomaren H gesteuert. Wir können Schätzen Sie das OH-zu-H-Verhältnis unter der Annahme, dass OH im Quasi-Gleichgewicht mit H2O steht, d. h. \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}[ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}][{\rm{H}}]={k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }[{\rm{OH}}][{{\rm{H}}}_{2}]\, wobei \({k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}\) und \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }\) sind die Vorwärts- bzw. Rückwärtsgeschwindigkeitskonstanten von H2O + H → OH + H2. Dann ist \({\rm{[OH]/[H]}}\ approx 2\frac{{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}} {{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}^{{\prime} }}\times {\rm{O}}/{\rm{H }}\), da der Großteil des O in H2O vorliegt. Erweiterte Daten Abb. 10a zeigt, dass das [OH]/[H]-Verhältnis stark von der Temperatur abhängt. Wenn die Temperatur unter etwa 750 K fällt, reagiert S aufgrund der Knappheit an OH vorzugsweise mit SH unter Bildung von S2. SO und SO2 könnten nur in größeren Höhen erzeugt werden, in denen mehr OH durch Wasserphotolyse verfügbar ist (z. B. Lit. 5,6).

Wir führen außerdem photochemische Berechnungen mit VULCAN mit einem Raster von Temperaturprofilen über planetarische Gleichgewichtstemperaturen von 600–2.000 K durch, übernommen aus den in Lit. angewendeten 1D-Strahlungs-Konvektiv-Gleichgewichtsmodellen. 39, wobei eine Innentemperatur von 100 K bei perfekter Wärmeumverteilung und die Schwerkraft g = 1.000 cm s−2 angenommen werden. Abgesehen von den thermischen Profilen behalten wir in dieser Arbeit die gleichen Planetenparameter wie beim WASP-39b-Modell bei, einschließlich der stellaren UV-Bestrahlung. Erweiterte Daten Abb. 10b zeigt die Beobachtung der Schwefelphotochemie auf anderen bestrahlten Exoplaneten und fasst die durchschnittliche Häufigkeit der durch Photochemie erzeugten Schlüsselschwefelmoleküle als Funktion der Gleichgewichtstemperatur zusammen. Für 10-fache solare Metallizität beträgt die Sweet-Spot-Temperatur für die Erzeugung von beobachtbarem SO2 1.000 K ≲ Teq ≲ 1.600 K. Für Teq ≲ 1.000 K hörte die SO2-Produktion unter dem 0,01-mbar-Wert auf und Sx (Schwefelallotrope; hier hauptsächlich S2 und S8). ) ist beliebter. Für Teq ≳ 1.600 K wird SH im Bereich von mbar zum vorherrschenden schwefelhaltigen Molekül (abgesehen von atomarem S). Obwohl die Beobachtung von SH im Infrarotbereich eine Herausforderung darstellt, kann es möglicherweise im nahen UV-Bereich (300–400 nm) identifiziert werden125.

Die in diesem Artikel verwendeten Daten stehen im Zusammenhang mit dem JWST ERS-Programm 1366 und sind im Mikulski-Archiv für Weltraumteleskope (https://mast.stsci.edu) verfügbar, das von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. betrieben wird. , unter NASA-Vertrag NAS 5-03127 für JWST. Die chemischen Netzwerke und die Häufigkeitsausgabe der in dieser Studie vorgestellten photochemischen Modelle (ARGO, ATMO, KINETICS und VULCAN) sind unter https://doi.org/10.5281/zenodo.7542781 verfügbar.

Die in dieser Arbeit zur Simulation der Zusammensetzung und Erzeugung synthetischer Spektren verwendeten Codes VULCAN und gCMCRT sind öffentlich verfügbar: VULCAN6,78 (https://github.com/exoclime/VULCAN); gCMCRT40 (https://github.com/ELeeAstro/gCMCRT).

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Diese Arbeit basiert auf Beobachtungen, die mit dem NASA/ESA/CSA JWST gemacht wurden. Die Arbeitsgruppen sind dem Programm JWST-ERS-01366 zugeordnet. Das ursprüngliche Manuskript wurde durch die konstruktiven Kommentare von L. Mancini, J. Mendonça, A. Saba und X. Tan verbessert. S.-MT wird vom European Research Council Advanced Grant EXOCONDENSE (Nr. 740963; Hauptforscher: RT Pierrehumbert) unterstützt. EKHL wird durch das SNSF Ambizione Fellowship Grant (Nr. 193448) unterstützt. XZ wird durch das NASA Exoplanet Research Grant 80NSSC22K0236 unterstützt. OV dankt für die Finanzierung durch das ANR-Projekt „EXACT“ (ANR-21-CE49-0008-01), durch das Centre National d'Études Spatiales (CNES) und durch das CNRS/INSU Program National de Planétologie (PNP). LD dankt der Europäischen Union für die Unterstützung H2020-MSCA-ITN-2109 unter der Fördernr. 860470 (CHAMELEON) und die KU Leuven IDN/19/028 gewähren Escher. Diese Arbeit profitierte vom Exoplanet Summer Program 2022 am Other Worlds Laboratory (OWL) der University of California, Santa Cruz, einem von der Heising-Simons Foundation finanzierten Programm. TD ist ein LSSTC Catalyst Fellow. JK ist Forschungsstipendiat des Imperial College. BVR ist ein 51 Pegasi b Fellow. LW ist ein NHFP Sagan Fellow. ADF ist ein NSF Graduate Research Fellow.

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Shang-Min Tsai & Jake Taylor

Department of Earth Sciences, University of California, Riverside, Riverside, CA, USA

Shang-Min Tsai

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Elspeth KH Lee

Zentrum für Astrophysik | Harvard & Smithsonian, Cambridge, MA, USA

Diana Powell, Mercedes Lopez-Morales und James Kirk

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Peter Gao, Munazza K. Alam und Nicole L. Wallack

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Julianne Moses & Channon Visscher

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Eric Hébrard

Universität Paris Cité und Univ. Paris Ost Creteil, CNRS, LISA, Paris, Frankreich

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Vivien Parmentier

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Renyu Hu & Jeehyun Yang

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Renyu Hu, Julie Inglis und Nicole L. Wallack

Fakultät für Physik, Universität Bristol, Bristol, Großbritannien

Lili Alderson, Hannah R. Wakeford und David Grant

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Natalie M. Batalha, Aarynn L. Carter, Jonathan J. Fortney, Sagnick Mukherjee und Kazumasa Ohno

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Jacob L. Bean und Adina D. Feinstein

Fachbereich Physik und Institut für Exoplanetenforschung, Université de Montréal, Montreal, Quebec, Kanada

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Ryan P. Brady und Sergei N. Yurchenko

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Yamila Miguel

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Karan Molaverdikhani & Kevin Heng

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Karan Molaverdikhani

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Zafar Rustamkulov & David K. Sing

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Kevin B. Stevenson

Indisches Institut für Technologie Indore, Indore, Indien

Keshav Aggarwal

Anton Pannekoek Institut für Astronomie, Universität Amsterdam, Amsterdam, Niederlande

Robin Baeyens, Saugata Barat & Jean-Michel Désert

Planetary Science Institute, Tucson, AZ, USA

Miguel de Val-Borro

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Tansu Daylan

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Kevin France & Patrick Behr

School of Earth and Planetary Sciences (SEPS), National Institute of Science Education and Research (NISER), Homi Bhabha National Institute (HBNI), Odisha, Indien

Jayesh M. Goyal

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James Kirk

Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland

Laura Kreidberg, Evert Nasedkin, Thomas Henning und Thomas Mikal-Evans

Mond- und Planetenlabor, University of Arizona, Tucson, AZ, USA

Sarah E. Moran

Abteilung für Erd-, Atmosphären- und Planetenwissenschaften, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA, USA

Benjamin V. Rackham

Kavli-Institut für Astrophysik und Weltraumforschung, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA, USA

Benjamin V. Rackham

Abteilung für Astronomie und Van-Vleck-Observatorium, Wesleyan University, Middletown, CT, USA

Seth Redfield

Haus der Simulation, CEA, CNRS, Univ. Paris-Sud, UVSQ, Universität Paris-Saclay, Gif-sur-Yvette, Frankreich

Pascal Tremblin und Pierre-Olivier Lagage

Chemie und Planetenwissenschaften, Dordt University, Sioux Center, IA, USA

Channon Visscher

NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA

Allison Youngblood

Zentrum für Exoplaneten und Habitabilität, University of Warwick, Coventry, Großbritannien

Eva-Maria Ahrer & Peter J. Wheatley

Fachbereich Physik, University of Warwick, Coventry, Großbritannien

Eva-Maria Ahrer, Kevin Heng und Peter J. Wheatley

NASA Ames Research Center, Moffett Field, CA, USA

Natasha E. Batalha

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Zachary K. Berta-Thompson

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Jasmina Blecic

Zentrum für Astro-, Teilchen- und Planetenphysik (CAP3), New York University Abu Dhabi, Abu Dhabi, Vereinigte Arabische Emirate

Jasmina Blecic

Fakultät für Physik und Astronomie, Universität Leicester, Leicester, Großbritannien

SL Casewell

Abteilung für Physik und Astronomie, University of Kansas, Lawrence, KS, USA

Ian JM Crossfield

INAF – Astrophysikalisches Observatorium Turin, Pino Torinese, Italien

Patricio E. Cubillos

Institut für Astronomie, Abteilung für Physik und Astronomie, KU Leuven, Leuven, Belgien

Lee Decin

Fakultät für Physik, Trinity College Dublin, Dublin, Irland

Neale P. Gibson

Planetary Sciences Group, Fachbereich Physik und Florida Space Institute, University of Central Florida, Orlando, FL, USA

Joseph Harrington

Abteilung für Astronomie, University of Maryland, College Park, MD, USA

Eliza M.-R. Kempton

Infrarotverarbeitungs- und Analysezentrum (IPAC), California Institute of Technology, Pasadena, CA, USA

Jessica Krick

Abteilung für Astronomie, Universität Genf, Sauverny, Schweiz

Monika Lendl

Fakultät für Physik, Utah Valley University, Orem, UT, USA

Joshua D. Lothringer

Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, AZ, USA

Megan Mansfield und Everett Schlawin

Fachbereich Physik und Astronomie, Fakultät für Umwelt, Naturwissenschaften und Wirtschaft, University of Exeter, Exeter, Großbritannien

NJ Mayne

Institut für Astrophysik der Kanarischen Inseln (IAC), Teneriffa, Spanien

Enrique Palle

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Alle Autoren spielten eine bemerkenswerte Rolle im JWST Transiting Exoplanet Community Early Release Science Program, einschließlich des ursprünglichen Vorschlags, der Vorbereitungsarbeiten, der Werkzeugentwicklung, der Koordinierung von Treffen usw. Nachfolgend sind einige konkrete Beiträge aufgeführt. S.-MT, PG, DP, XZ, EKHL und VP haben das Projekt entworfen und den Artikel verfasst. EKHL und LC führten 3D-GCMs durch. S.-MT, JM, EH, OV, SJ, RH, JY, KM, RB, CJB und AL entwickelten und/oder führten photochemische Modelle durch. S.-MT, JM, EH, OV, SJ, RH, KO und PT trugen wesentlich zu Modellvergleichen und chemischen Analysen bei. KLC und S.-MT stellten die Schwefeltrübungen zusammen und EKHL berechnete die synthetischen Spektren. ZR, DKS, JK, ES und ALC reduzierten und analysierten die NIRSpec PRISM-Daten. LA, HRW, MKA, SB, DG, JI, TM-E. und NLW reduzierten und analysierten die NIRSpec G395H-Daten, wobei weitere Beiträge von JB und TDBVR, JJF, SEM, SR, YM, KLC und LD erhebliches Feedback lieferten, wobei EH die Kommentare aller anderen Autoren koordinierte, um das Manuskript zu verbessern.

Korrespondenz mit Shang-Min Tsai.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature dankt Panayotis Lavvas und den anderen, anonymen Gutachtern für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit. Peer-Reviewer-Berichte sind verfügbar.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

VMR-Profile von H2O (blau), CO2 (orange), H2S (grün) und SO2 (rot), berechnet von FastChem (Ref. 38) basierend auf dem morgendlichen Terminator-Temperaturprofil, sind für 10× (durchgezogene Linien) und angegeben 100× (gestrichelte Linien) solare Metallizität.

a: Die Farbskala stellt die Temperatur auf dem Planeten dar und die Pfeile geben die Windrichtung und -stärke bei 10 mbar an. Die ±10°-Längsbereiche in Bezug auf die Morgen- und Abendterminatoren werden mit durchgezogenen grauen Linien angezeigt. Das „+“-Symbol bezeichnet den substellaren Punkt. b, 1D-Temperatur-Druck-Profile, übernommen aus den Morgen- und Abendterminatoren, Mittelung aller Breiten- und ±10°-Längengrade (Bereiche, die in a durch graue Linien umschlossen sind) und des Kzz-Profils (Gleichung (2) und unterhalb des 5-bar-Niveaus konstant gehalten) Überlagerung des quadratischen Mittelwerts des Vertikalwinds multipliziert mit 0,1 Skalenhöhe aus dem GCM (grau). Die Temperaturen werden isotherm von denen an der oberen Grenze des GCM bei etwa 5 × 10−5 bar gehalten, wenn für photochemische Modelle auf niedrigere Drücke (etwa 10−8 bar) ausgeweitet wird. c, Eingabe des WASP-39-Sternflusses an der Oberfläche des Sterns. Der rosa schattierte Bereich gibt den optischen Wellenlängenbereich an, in dem das Sternspektrum direkt gemessen wird, während die blau schattierten und grün schattierten Bereiche diejenigen sind, die aus der Sonne bzw. HD 203244 konstruiert wurden.

Strahlungserwärmungsraten (erg s−1 g−1) von SO2, SH und H2S, um ihren möglichen Einfluss auf die Temperaturstruktur zu demonstrieren. Zum Vergleich ist die Erwärmung aufgrund einer vertikal konstanten Grauopazität von 0,05 cm2 g−1 dargestellt. Alle Heizraten werden über 220–800 nm integriert.

Die Reaktionsraten der Hauptquellen und -senken von SO2 im VULCAN-Morning-Terminator-Modell für WASP-39b. Die gestrichelten Linien derselben Farbe stellen die entsprechenden Rückreaktionen dar und die gepunktete schwarze Linie zeigt das Verteilungsprofil (willkürlich skaliert) von SO2.

Wie Abb. 4, jedoch als Funktion des C/O-Verhältnisses bei 10-facher solarer Metallizität. a, Der gemittelte VMR von H2O, CO2 und SO2 zwischen 10 und 0,01 mbar als Funktion des C/O-Verhältnisses, wobei das solare C/O 0,55 beträgt. Das nominale Modell ist durch durchgezogene Linien dargestellt, während der Wirbeldiffusionskoeffizient (Kzz), skaliert mit 0,1 und 10, durch gestrichelte bzw. strichpunktierte Linien dargestellt ist. Die Modelle, bei denen die Gesamttemperatur um 50 K anstieg bzw. abnahm, werden durch die nach oben bzw. unten gerichteten Dreiecke angezeigt, die jeweils durch gestrichelte Linien verbunden sind. b, Die morgendlichen und abendlichen Terminator-gemittelten theoretischen Transmissionsspektren mit unterschiedlichen C/O-Verhältnissen im Vergleich zur NIRSpec PRISM-Beobachtung. Die Fehlerbalken zeigen 1σ-Standardabweichungen.

VMR-Profile einiger Arten in unserem WASP-39b-Modell, die Unterschiede zu VULCAN aufweisen, einschließlich Schwefelkinetik (durchgezogene Linien) und ohne Schwefelkinetik (gestrichelte Linien).

Trübungen mehrerer Schwefelspezies bei 1.000 K und 1 mbar, mit Ausnahme derjenigen im UV und von OCS bei Raumtemperatur. Die Opazitäten im Infrarotbereich sind zur besseren Übersichtlichkeit auf R ≈ 1.000 reduziert.

VMR-Profile der Hauptschwefelspezies im VULCAN-Morning-Terminator-Modell mit 0,1× (a) und 10× (b) UV. Unser Nominalmodell ist zum Vergleich durch durchgezogene Linien dargestellt, während das Modell mit variierendem FUV (1–230 nm) durch gestrichelte Linien und das Modell mit variierendem NUV (230–295 nm) durch gestrichelte Linien dargestellt ist.

Terminator-gemittelte theoretische Transmissionsspektren, die aus der mit dem photochemischen Modell VULCAN berechneten Häufigkeitsverteilung im Vergleich zur Annahme konstanter 1, 5 und 10 ppm SO2 generiert wurden. Wie zuvor wird die NIRSpec PRISM-Beobachtung mit 1σ-Fehlerbalken angezeigt.

a, \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}/{k}_{{{\rm{H}}}_{2}{ \rm{O}}}^{{\prime} }\times {\rm{O/H}}\) als Proxy für das OH-zu-H-Verhältnis bei 10-facher solarer Metallizität, wobei \({k}_{ {{\rm{H}}}_{2}{\rm{O}}}\) und \({k}_{{{\rm{H}}}_{2}{\rm{O} }}^{{\prime} }\) sind die Vorwärts- bzw. Rückwärtsgeschwindigkeitskonstanten von H2O + H → OH + H2. Wenn OH im Verhältnis zu H knapp wird, wenn die Temperatur sinkt, wird der Kettenbildungsweg (erfordert kein OH) gegenüber dem Oxidationsweg (erfordert OH) bevorzugt. b, Der durchschnittliche VMR zwischen 10 und 0,01 mbar als Funktion der planetaren Gleichgewichtstemperatur mit Temperaturprofilen aus Lit. 39 (siehe Text zum Setup). Die gepunktete graue Linie markiert ungefähr die erforderliche SO2-Konzentration, die mit WASP-39b-Parametern nachweisbar ist. Sx bezeichnet die Allotrope S2 und S8 und SOx bezeichnet die oxidierten Spezies SO und SO2.

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Nachdrucke und Genehmigungen

Tsai, SM., Lee, EKH, Powell, D. et al. Photochemisch erzeugtes SO2 in der Atmosphäre von WASP-39b. Natur 617, 483–487 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05902-2

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Eingegangen: 11. November 2022

Angenommen: 28. Februar 2023

Veröffentlicht: 26. April 2023

Ausgabedatum: 18. Mai 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05902-2

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Natur (2023)

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Photochemisch erzeugtes SO2 in der Atmosphäre von WASP